Praktikumsversuch: RadioteleskopSeptember 2013

Matthias Renker, A106 Tel. 4589Dr. Axel Murk, A100, Tel. 8674

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1 EinführungDer Praktikumsversuch ”Radioteleskop” gibt eine Einführung in unterschiedliche Aspekte der Ra-dioastronomie, ausgehend von technischen Grundlagen der Hochfrequenztechnik und der digitalenSignalerfassung bis hin zu Beobachtungen und der Interpretation der Messdaten.Das Instrument, im Folgenden mit NSRT (New Small Radio Telescope) abgekürzt, wurde vomIAP gebaut indem das alte 4m Sonnen Radio Telescope auf dem ExWi umgebaut wurde. Es stehtgut sichtbar auf dem Dach des ExWi Gebäudes und kann von einem PC im Labor ferngesteuertwerden. Der empfindliche Empfänger des NSRT ist zum Beobachten von Kontinuumstrahlung undvon Spektrallinien bei 1.42 GHz ausgelegt, so dass sich mit ihm die wichtige ”21-cm Linie” voninterstellarem Wasserstoff untersuchen lässt. Anhand dieser Linie konnte bereits in den 50er Jahrenbei den ersten radioastronomischen Messungen die Rotation unserer Galaxie nachgewiesen werden(Fig. 1).

Abbildung 1: Unsere Galaxie bei 1.4 GHz

2 SystembeschreibungIm folgenden wird das NSRT kurz beschrieben – mehr technische Details befinden sich im Appen-dix. Das NSRT besteht aus einer parapolischen 4 m Antenne, welche im Fokus der Antenne denEmpfänger (Feedhorn) positioniert hat (Fig. 2). Das empfangene Signal wird durch ein Koaxial-kabel ins Gebäude geführt wo die Prozessierung des Signals durchgeführt wird. Im folgenden wirdauf die einzelnen Verarbeitungsblöcke näher eingegangen.

Antenne: Die Winkelauflösung eines Radioteleskops wird durch die Grösse seiner Antenne undder empfangene Wellenlänge bestimmt. Das NSRT hat einen parabolischen Reflektor mit 4 mDurchmesser, der ursprünglich für die Erforschung und Beobachtung der Sonne in den 70er bis in die90er Jahre verwendet wurde. Seine Ausrichtung lässt sich programmgesteuert einstellen, wodurchsich unterschiedliche Himmels-objekte anvisieren oder 1D bzw. 2D Scans für Antennenmessungendurchführen lassen.In der Mitte der parabolischen Antennenschüssel ist eine zuschaltbare Rauschquelle angebracht,mit der sich der Empfänger sehr einfach kalibrieren lässt. Nähere Angaben zur Kalibration desNSRT befinden sich im Appendix.

Empfänger: Der Empfänger (Feedhorn) ist direkt im Fokus der Parabolantenne montiert. Einrauscharmer, breitbandiger Vorverstärker (LNA) verstärkt das empfangene Rauschsignal und filtertes mit einem eingebauten Bandpassfilter in dem Bereich 1.37 – 1.47 GHz (Fig. 3). Das verstärkteund bandbegrenzte Signal wird durch ein Koaxialkabel ins ExWi Gebäude geleitet. Die Speisung

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USRPBandpass12V

Speisung LNA

Koaxialkabel

Feedhorn LNA

(1370-1470 MHz)

(1400-1427 MHz)PC

Im Gebäude

Abbildung 2: Blockschema des NSRT-Empfängers

des LNA mit 12V wird durch das Koaxialkabel (Abschirmung und Leiter) gewährleistet. Das Signalwird nach dem Koaxialkabel in einen Bandpassfilter geleitet, mit welchem das Signal auf 1400-1427MHz beschnitten wird.

Abbildung 3: Low Noise Amplifier (LNA) mounted onto the Feedhorn

Als letzte Stufe erreicht das Signal das Universal Software Radio Peripheral (USRP) und denSteuer-PC (Fig. 4). Das USRP ist eine hardware Plattform welche durch einen host Computerüber einen ethernet link angesteuert werden kann. Damit lassen sich flexibe grosse DatenmengenSignal-prozessieren. In unserem Falle führt das USRP, gesteuert durch einen Computer, eine “dow-nconversion“ des vorverstärkten und gefilterten Signales mittels eines I/Q Mixers (see Appendix)durch. Der in phase Signalanteil I und der phasen verschobene Anteil Q wird nachfolgend miteiner Digitalisierung (ADC) mit fs = 100MHz sampling rate abgetastet. Das runter gemischte,digitalisierte Signal wird mit einem digitalen Tiefpassfilter nochmals beschnitten und dann durcheine wählbare volle Zahl d = 4 − 512 dezimiert. Die resultierende sampling rate ergibt sich aus

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f ′s = fs/d. Das nun beschnittene, runter gemischte und gefilterte Signal wird über einen Ethernet-link an den PC weitergeleitet wo die Fast Fourier Transformation (FFT) des Signales durchgeführtwird. Das Spektrum wird danach mit allen Rohdaten in einem ”hdf” Format gespeichert und kanndurch die bereitgestellte Matlab-Routine ausgelesen und durch den Studenten ausgewertet wer-den. Genaueres zu der Arbeitsweise des USRP kann in der Bachelorarbeit von Panos Stergiotisoder direkt auf der Herstellerseite nachgelesen werden (siehe [2], [3]). Weitere Einzelheiten zu denverwendeten Komponenten und der Matlab-Routine findet man im Appendix.

FFT

PCUSRP

I/Q Mixer ADC

100 MHzsampling

digital downconversion

center freq.25 MHz

lowpassFilter

freely selectabledecimation

LO:1400MHz

Abbildung 4: Blockschema der Funktion des USRP und PC’s

Software: Die Antenne und der Empfänger werden von einem PC aus über eine LabView Ober-fläche angesteuert.

Abbildung 5: Start-screen NSRT-Labor-PC

Der Ablauf einer Beobachtung lässt sich interaktiv in der graphischen Benutzeroberfläche eingeben.Eine detaillierte Anleitung dazu findet sich im Appendix unter NSRT User’s manual. Im NSRT-Labor befindet sich der zum NSRT gehörende Praktikums PC. In Fig. 5 sieht man den Desktopnach dem einloggen. Nach dem einloggen auf dem Labor-PC sollte folgende Reihenfolge zum startender NSRT-Infrastruktur eingehalten werden:

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1. Power on (Icon ”switch SRT Power (in...” auf dem Desktop des Praktikums-PC). Einfachdoppelclicken, „login“ wählen und „ON“ betätigen. Damit schaltet man die ganze Anlage(Motoren und PC) ein. Nachfolgend logout drücken.

2. Einige Minuten warten

3. Remote-Verbindung “SRT_PC.rdp“ doppelclicken. Dies bringt den Bildschirm des Steuer-PC’s auf den Praktikums-PC.

4. SRT-main.vi sollte automatisch öffnen

5. Bevor das Teleskop bewegt werden kann, muss die Referenz für Azimut und Elevation desTeleskop angefahren werden. Dazu drückt man den Knopf ”Telescope & Spectrometer” aufdem SRT.vi. Danach wählt man ”Get reference” und drückt den Knopf “GO“. Bitte wartenSie bis dir grüne Lampe “SRT Moving” erlischt.

Die Messdaten werden als hdf Fileformat auf dem Laufwerk ”srtmeasurements (130.92.72.77)(S:) gespeichert. Normalerweise sollte dieses Laufwerk bereits auf dem Studenten-PCgemounted sein.Mit dem Matlab-file postprocess_NSRT.m (auf Desktop) lässt sich das hdf File einlesen und wei-terverarbeiten oder als *.mat abspeichern um auf einem persönlichen Rechner weiterarbeiten zukönnen (siehe auch C.5).

Zum abschalten des NSRT sollte folgende Reihenfolge eingehalten werden:

1. Teleskop in die Parkposition bringen

2. SRT-main.vi stoppen und ausschalten

3. Die Remote-Verbindung beenden.

4. Power off (Icon ”switch SRT Power (in...” auf dem Desktop des Praktikums-PC). Nach er-neutem einloggen “off“ betätigen und ausloggen.

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3 Versuchdurchführung:

3.1 Theoretische Aufgaben

1. Berechne die Winkelauflösung der NSRT Antenne für die Frequenzen der Wasserstofflinie(1.42 GHz) und OH-Maser Linie (1.67 GHz) und erkläre den Unterschied. Literatur: Kapitel6 in [10].

2. Was versteht man unter der Antennentemperatur? Welchen Wert kann man erwarten wennman das NSRT auf die Sonne ausrichtet, und durch welche Parameter wird dieser beeinflusst?Quellen: Kapitel 3 und 8 in [10],

3. Was versteht man unter der Rauschtemperatur eines Empfängers, und welchen Einfluss hatsie auf die Messgenauigkeit? Wie funktioniert die Kalibration beim NSRT, und welche Rollespielt dabei die Antennenelevation? Literatur: [12] und Kapitel 8 in [11].

4. Wie werden beim NSRT die Spektren ermittelt, und was bestimmt dabei die maximal beob-achtbare Bandbreite und die Frequenzauflösung? Literatur: Kapitel 4.6 in [11]

5. Erkläre den Ursprung der Wasserstofflinie. Gibt es eine solche Linie in der Sonnenstrahlung?Literatur: Kapitel 12 in [11]

6. Was versteht man unter der Dopplerverschiebung und welche Rolle spielt sie in der Astrono-mie? Was für Werte kann man bei der Wasserstofflinie erwarten? Kapitel 12 in [11]

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3.2 Praktische Aufgaben

1. Machen Sie eine Elevations-Scan von Zenith bis zum Horizont mit vernünftig kleinen Schrittenund stellen Sie die Resultate in einem Zenith-Winkel/Amplituden-Plot dar. Interpretieren Siediesen Plot (bezugnehmend auf die theoretische Aufgabe 3).

2. Die Ausrichtung der Antenne muss durch Eingabe eines Offsets für Azimut und Elevationkorrigiert werden. Zu diesem Zweck werden 2D Scans über die Sonne ausgeführt und dieOffsets iterativ so lange angepasst bis die Sonne zentriert ist (zum Korrigieren des Teleskop-Pointings siehe C.4). Wie könnte man die Ausrichtung der Antenna auch noch überprüfen?

3. Um die Ortsauflösung der Antenne zu bestimmen sollen zwei Scans in Azimut- und Elevations-Richtung über die Sonne gemacht werden. Dazu muss die Antenne über einen Bereich von< ±30◦ bewegt und die dabei gemessenen Werte speichert werden. Die Messdaten sollenzusammen mit der aus ihnen ermittelten Halbwertsbreite graphisch dargestellt werden. DieMessdaten sollen dann in Form eines Diagramm dargestellt werden (linear und log) unddaraus wird die Halbwertsbreite der Antenne ausgerechnet.

4. Nach der erfolgreichen Ausrichtung der Antenne soll eine Rauschtemperatur-Kalibrierungdurchgeführt werden sowie die System-Temperatur der Antenne gemessen werden. Dazu wirddie Antenna auf ein nicht aktives Gebiet des Himmels gerichtet, und die gemessene Amplitudewird der Hintergrundstrahlung zugeordnet. Als zweites wird das Teleskop auf die Sonne gerich-tet und durch Umrechnen des Sonnen-flux in eine Temperatur kann die Rauschtemperatur-Kalibrierung durchgeführt werden. Unter folgendem Link finden Sie die Sonnen-flux Daten:http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/lists/radio/7day_rad.txtZu beachten ist noch, das der Sonnendurchmesser kleiner als der Öffnungswinkel des Teleskopsist und daher das Teleskop auch zum Teil die Hintergrundstrahlung misst. Daher muss derSonnendurchmesser (Tsonne) mit dem Öffnungswinkel des Teleskops (T2.7K) gefaltet werden.

5. Beobachtung der Wasserstofflinie an verschiedenen Orten unserer Galaxie. Neben den imNSRT Steuerprogramm bereits vorgegebenen Objekten können auch andere Objekte beob-achte werden. Dafür müssen aber die Bahndaten in einem speziellen Format (Assistentenfragen) dem Programm übergeben werden.

6. Messung der galaktischen Rotationskurve mit Hilfe der Wasserstofflinie bei 1.420 GHz

Je nach Interesse und Zeit können noch zusätzliche Fragestellungen mit eher technischem oderastronomischen Hintergrund untersucht werden. Genaue Angaben zu den folgenden Themengebie-ten erhält man beim Betreuer:

• Messung der radiometrischen Empfindlichkeit des NSRT und Vergleich mit dem theoretischenWert

• Messung der Apertur-Effizienz (mit Beamswitching und den Quellen Cygnus-X, Cas-A , demMond oder der Sonne)

• Messung der Empfängerstabilität und Eichung

• Einfluss von ”man-made” Störungen (GSM Signal von der Basis-Station auf dem gegenüber-liegenden Gebäude)

• Beobachtung von Sonneneruptionen (falls die Sonne aktiv ist)

• Messung der Beam-Effizienz mit der standard Wasserstofflinien-Kalibrierung (Verwendungeiner ausgedehnten Quelle für die Eichung

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3.3 Vorbemerkungen und praktische Hinweise

• Bei starkem Wind oder aufziehendem Sturm die Antenne in die Parkposition fahren und dieAbschaltprozedur durchführen.

4 Einführende Literatur, gegliedert nach ThemenDie folgende Aufzählung soll dabei helfen, zu bestimmten Themengebieten die passende Litera-turstellen zu finden. Ferner befindet sich eine allgemeine Einführung in die Radioastronomie imInternet [9].

• Grundlagen der Radioastronomie: Kraus [10], Kap. 3

– Intensity, solid angle, flux density, black bodies– Antenna temperature– Noise - radiometer equation

• Radio Teleskope: Kraus [10] Kap. 6

– Antennas, angular resolution, antenna performance, beam patterns– Aperture efficiency, beam efficiency

• Empfänger: Kraus [10], Kap. 7

– amplifiers, attenuators, mixers,– sensitivity, calibration

• Spektroskopie: Rohlfs and Wilson [11] Kap. 4.6, 11, 13, 14)

– spectral line, continuum– autocorrelation spectrometers, filter banks∗

• Eichung: Rohlfs and Wilson [11] Kap. 8

– atmospheric effects∗

– Gain calibration, measuring Tsys

– baseline subtraction in spectroscopy∗

Referenzen[1] John Lillington. Slice and Dice Chunks of Radio Spectrum.

http://www.rfel.com/download/ [Online].

[2] Panos Stergiotis. Software for Using USRP as Host Based Narrowband FFT Spectrometer.http://www.iap.unibe.ch/publications/download/3615/en/ [Online].

[3] Ettus LLC Homepage..http://www.ettus.com [Online].

[4] Paul Wade. Septum Polarizers and Feeds, W1GHZ ©2003http://www.w1ghz.org/antbook/conf/SEPTUM.pdf [Online].

[5] Axel Murk, course notes “Microwave Physics and Quasioptics Passive & Active Components”∗nicht nötig für die Praktikumsdurchführung

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[6] ALMA MEMO #360 “Design of Sideband Separation SIS Mixer for 3 mm Band”http://legacy.nrao.edu/alma/memos/html-memos/abstracts/abs360.html [Online].

[7] John Lillington. Slice and Dice Chunks of Radio Spectrum.http://www.rfel.com/download/P04027-WSD0257_Slice_and_dice.pdf [Online].

[8] 21-cm Radio Astrophysics, MIT Department of Physics, August 2003; erhältlich bei Assistenten

[9] Radio Astronomy Tutorial http://www.haystack.mit.edu/edu/undergrad/materials/RA_tutorial.html

[10] J. D. Kraus’Radio Astronomy’, McGraw-Hill, Inc., US. (ExWi-Bibliothek YMD 128 oder YMD 118)

[11] Rohlfs, K., and Wilson, T.L.Tools of Radio Astronomy, 2nd ed., ENL, Springer-Verlag, New York, 1996. (ExWi-BibliothekYDF 202)

[12] Electronic Noise Calibrator for the Small Radio Telescopehttp://web.mit.edu/8.13/www/calibrator_report.pdf

Weiterführende Literatur, erhältlich in der ExWi Bibliothek:

• Payne, J.M. Millimeter and Submillimeter Wavelength Radio Astronomy, Proceedings of theIEEE, vol. 77, no. 7, July 1989, pp. 993-1017.

• Rawle, W.D. ”Backyard Range - Radio Astronomy at Saint Mary’s University”, Halifax,Canada, IEEE Antennas and Propagation Magazine, vol.33, no.6, Dec. 1991, pp.63-5.

• Burke, B.F., and Graham-Smith, F. An Introduction to Radio Astronomy, Cambridge Uni-versity Press, New York, 1996. (ExWi-Bibliothek YDF 203)

• Verschuur, G.L. and Kellermann, K.I. Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, 2nd ed.,Springer-Verlag, New York, 1988. ExWi-Signature (ExWi-Bibliothek YMD 127)

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A AcronymAcronym Full NameIAP Institute for Applied PhysicsLO Local oscillator for down-conversionFFT Fast Fourier TransformationLNA Low Noise AmplifierUSRP Universal Software Radio PeripheralRF Radio frequencyPointing-Offset Optischer Achsen Fehler des Teleskop

B The NSRT System

B.1 Antenna

The interface for reception of space signals is a 4 m parabolic antenna with f/D ratio of 0.332. Thereceiving feed in the focus of the parapolic antenna dish is a choke design feed [4]. Onto the feeda low noise amplifier is mounted to have the best possible performance. The aperture efficiency ofthe antenna should be close to 60% (or 50% when the feed and feed support blockage is taken intoaccount.) so that the antenna temperature (TA) in degrees K is given by:

TA = FAη

2k ,

whereA = area of the reflector [m2]F = radio source flux density in [W m−2 Hz−1]η = aperture efficiency of approx. 0.5k = Boltzmann’s constant 1.38 · 10−23[W Hz−1K−1]

B.2 Low Noise Amplifier (LNA)

The Cavity LNA for 1420 MHz SETI used in the NSRT is produced by http://www.hb9bbd.ch.The LNA has been designed for small signal applications, primarily EME and SETI. It provides anominal 40dB gain and a Noise Figure between 0.15 and 0.2 dB.

B.3 Digitale Signal Prozessieren im USRP2 und “down-conversion“

Das USRP2 besitzt ein ”daughterboard“ um das empfangene, vorverstärkte Signal für den analog-digital Wandler auf eine tiefere Frequenz runter zu mischen (siehe Fig: 6(a)).Im folgenden in Kürze die Funktionsweise des DBSRX daughterboard:

1. Das empfangene, analoge RF Signal wird durch ein LNA um 17dB verstärkt. Diese Verstär-kung ist fix und kann nicht verändert werden-

2. Im hell-gelb hinterlegten Teil (siehe Fig. 6(a)) wird durch einen sogenannten I/Q Mixer dasanaloge Signal runter-gemischt und in ein Signal ”in-phase“ und in ein ”quadrature Signal“aufgespalten in dem der vom USRP2 gesteuerte lokale Oszillator (LO) einmal in Phase undeinmal mit einer phasenverschiebung von π/2 mit dem RF Signal in einer nichtlinearen Schott-ky Diode gemischt wird (es entstehen Signale mit der Summe RF + LO und der DifferenzLO - RF (LSB) and RF - LO (USB) siehe 6(b)).

3. Nachfolgend wird das runter-gemischte I/Q Signal wieder mit einem durch das USRP2 steu-erbaren Verstärkt geführt und nachfolgend durch ein Tiefpassfilter beschnitten um das rauf-gemischten Signale (RF + LO) auszufiltern.

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(a) Simplified block diagram of the DBSRX daughterboard

(b) RF down-conversion by mixing with LO (source [5])

Abbildung 6: Schematic of down-conversion and I/Q mixing

In unserm Fall ist die LO-Frequenz standardmässig auf 1400 MHz (”CarrierFrequency“) eingestellt,kann aber durch den Benutzer auch verändert werden. Zu beachten ist aber, dass keine LO-Frequenzgewählt wird, bei der das Signal sowieso durch den vorgehenden Filter (1400-1427 MHz) gefiltertwird.

Nach dem runtermischen des RF Signals im DBSRX daughterboard in einem frei programmierba-ren FPGA im USRP2 wird das Signal digitalisiert. Im Folgenden werden die wichtigsten Schritteaufgezeigt:

1. Das runtergemischte RF Signal aus dem DBSRX wird nun mit einer ”sampling rate” fs =100 MHz digitalisiert.

2. Die zwei digitalisierten I und Q Kanäle werden in je zwei gleiche Signale geteilt.

3. Nun werden die vier Kanäle mittels eines CORDIC “fast numerical oscillator” Algorithmus sogemischt, dass das oberes Seitenband (USB) auf dem Kanal I und das untere Seitenband (LSB)auf dem Kanal Q zusammengeführt wird (siehe dazu auch die nachfolgende Beschreibung eines“normalen” I/Q Mischers).

4. Nun werden das USB und LSB Signal nochmals mit einem digitalen Tiefpassfilter beschnittenund nachfolgend mit einer frei wählbaren Dezimierung d prozessiert. Dabei gilt f ′0 = fs/d.Dabei gilt, dass 4 ≤ d ≥ 512 wobei d ein vielfaches von 4 sein muss.

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5. Die USB und LSB Signale werden nun noch durch ein Cascaded-Integrator-Comb-Filter (CIC-Filter) geführt.

6. Als letztes werden die Signale über eine Gigabit ethernet Verbindung an eine PC geschicktwo die Fast Fourier Transformation (FFT) durchgeführt wird

Der Vorteil einer solchen I/Q Demodulation liegt in der Möglichkeit Fehler, die durch Nichtlinea-ritäten oder Phasenverschiebungen im Hochfrequenzteil entstehen, korrigieren zu können.

Abbildung 7: Overview showing the digital signal processing taking place in the FPGA of theUSRP2: After down conversion, the signal is low-pass filtered and decimated. Adapted from [7].

B.4 I/Q Mixer

In an I/Q mixer (see Fig. 8) the incoming Radio Frequency (RF: signal to be examined) is splitinto two equal signal channels by a power splitter element. By mixing the split RF signal with aknown LO frequency through a nonlinear Schottky diode we get the sum of the RF + LO and thedifference of the LO - RF (LSB) and RF - LO (USB) down converted to intermediate frequency(IF) (see Fig. 6(b)). The up-converted signals will be filter out by applying a appropriate filter.The specialty of the I/Q mixer is that one branch of the split RF signal is down-converted withan LO frequency shifted in phase by π/2. By adding an Hybrid-element afterwards we get on onebranch the Lower Sideband (LSB) and on the other branch the Upper Sideband (USB) becausethe opposite sidebands get canceled out through the two phase shifts in the LO and the Hybrid.The I summand is called “in-phase signal“, the Q summand is called ”quadrature signal“. The LOcan in most applications be tuned by a certain amount to cover different parts of a spectra. Thismeans the RF signal is represented by complex numbers down-converted to a lower frequency.

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Abbildung 8: Block diagram of the sideband separation I/Q mixer. The crossed out items at thehybrid outputs are the rejected sidebands (source [6]).

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C NSRT User’s manual

C.1 Erste Schritte mit der NSRT LABVIEW Oberfläche

Die Steuersoftware, basierend auf LabView, befindet sich auf dem SRT-West PC (130.92.72.77).Dieser PC steuert das Teleskop und berechnet die Fast Fourier Transformation (FFT) der gemes-senen Spektren. Nach dem die Remote-Verbindung vom Praktikums-PC hergestellt ist startet dieSteueroberfläche automatisch (SRT-main.vi and SRT.vi see Fig. 9). Durch klicken der “run” Tasteoben links im LABVIEW Menü wird die Steuersoftware gestartet.

Abbildung 9: NSRT Übersichts-Oberfläche

Im SRT.vi Fenster lässt sich auswählen ob man eine Messung durchführen möchte oder das Teleskopbewegen oder mit der “Noise diode” kalibrieren möchte.

C.2 Mit dem Teleskop eine Messung durchführen

Nach dem Auswählen “Measurement im SRT.vi erscheint ein Auswahl Dialog ”Choose the ObjectsLibrary“. Durch klicken ”Default Library“ wird die Standard Objekt-Datenbank eingelesen. Hierkann auch eine eigene Himmelskörper-Datenliste vom Student eingelesen werden, wobei darauf zuachten ist, dass die richtigen Einheiten verwendet werden (Betreuer fragen). Es erscheint nun dieOberfläche “USRP setup dialog.vi” (see Fig. 10(a)). Durch klicken auf die Schaltfläche “Push todo some settings...” ergibt sich die Möglichkeit, Änderungen am USRP2 durchzuführen bevor dieMessung gestartet wird. Dabei lässt sich z.B die Bandbreite verkleinern, um bei einer Punktmessungeines Objektes eine möglichst gute Auflösung zu erhalten. Nach dem Abschliessen von den USRP2Einstellung erscheint die Abfrage, unter welchem Namen die Messdaten gespeichert werden sollen10(b). Danach wird das Fenster geschlossen und man kann live die Messung als unkalibriertesSpektrum oder als Wasserfall Diagramm beobachten. Falls eine Messung abgebrochen werden soll

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kann man auf dein Balken “Finish” oben im Fenster klicken wobei der laufende Zyklus abgewartetwird bevor die Messung abgebrochen wird.

(a) ”Measurement” Oberfläche

(b) Objekt save Dialog

Abbildung 10: Beobachtungs-Oberfläche des Teleskops

Sobald keine Messungen mehr durchgeführt wird, sollte das Teleskop in die Parkposition gebrachtwerden (Menu: Telescope & Spectrometer) und die Abschalt-Prozedur durchgeführt werden.

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C.3 Kalibrieren und bewegen des Teleskop

Durch anwählen des Menu-Fenster “Menu: Telescope & Spectrometer” im SRT.vi wird die Ober-fläche 11 gestartet. In diesem Menü können folgende Einstellung gewählt werden:

• “Get referenz”: das Teleskop fährt den Referenzpunkt an

• “Go to position”: das Teleskop fährt einen beliebigen Punkt am Himmel an

• “Go to park position”: das Teleskop fährt in die Parkposition

• “Set referenz point”: hier können die Referenzwerte geändert werden

• Noise Diode ein und ausschalten

• Bandbreite des Spektrometer ändern (< 4 [MHz]) (default: 2M)

• LO Frequenz des Spektrometer ändern (default: 1.4204G)

• Gain des Spektrometer ändern (0-80) (default: 80)

• N_FFT ändert die Anzahl Kanäle des Spektrometer (512 oder 1024) (default: 512)

• Window ändert die Windowing-funktion vor der FFT (default: Hanning)

• t_int_ms ändert die Integrationszeit sowie N_AVR (default: 1000)

Durch anwählen von “Go to park position” wird das Teleskop in die Parkposition gefahren. Diessollte immer gemacht werden, sobald das Teleskop nicht gebraucht wird oder ein Unwetter sichnaht. Im weiteren kann eine beliebige Position am Himmel angefahren werden um mal nur zuschauen oder aber um eine Kalibration mit der Noise-Diode durchzuführen. Um einen Kalibrationdurchzuführen sei hier auf das Dokument [12] verwiesen.

Abbildung 11: Menü für die Kalibration und zum Bewegen des Teleskopes.

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C.4 Pointing Korrektur des Teleskops

Nach erfolgtem Sonnen-scannen kann der Pointing-Offset des Teleskop errechnet werden. Um dasPointing des Teleskops ändern zu können, sollte folgende Vorgehensweise gewählt werden:

• Gehen Sie in das Menü ”Telescope & Spectrometer” und wählen Sie ”Get reference” unddrücken Sie den Knopf “GO“. Das Teleskop wird nun die Referenz anfahren.

• Schreiben Sie sich die Azimuth und Elevation Werte auf, die nach der korrekten Referenzie-rung angezeigt werden. (zB. 50 und 1)

• Nach erfolgter Referenzierung wählen Sie ”set reference point“ und und geben Sie die korri-gierten Referenzwerte ein und drücken Sie den Knopf ”GO“.

• Verlassen Sie das Menü durch drücken von ”Done“.

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C.5 “Postprocess_NSRT.m” Matlab Routine

Hier wird die Postprozess-Routine “postprocess_NSRT.m“ erläutert. Wenn man der “postpro-cess_NSRT.m“ Routine einen Pfad einer Messung im hdf Format übergibt wird die Array Struk-tur y ausgegeben. Diese Struktur kann mit dem Befehl save(’filename.mat’,’y’) gespeichert werden.Wenn Sie lieber Ihre Auswertung mit Mathematica durchführen, kann das gespeicherte .mat-file inMathematica importiert werden.

In der unterstehenden Tabelle wird auf die Array Struktur y näher eingegangen:y.Data.Positioning Positionierungs Daten des Teleskopesy.Data.Positioning.ObjectPosition Azimuth und Elevations Vektoren des Objektesy.Data.Positioning.ObjectOffset Horizontaler & Vertikaler Offset zum Objekty.Data.Positioning.TrueMeasurementPosition Azimuth und Elevations Vektoren des Teleskopy.Data.Positioning.TrueTime LABVIEW Timestamp beginnt 1.1.1904 00:00:00:000 UTCy.Data.Spectrometer Alle Spektrometer Wertey.Data.Spectrometer.IQRate Bandbreite [Hz] (< 4 [MHz])y.Data.Spectrometer.CarrierFrequency I/Q RF-LO [Hz] (siehe B.4 und 6)y.Data.Spectrometer.Gain Verstärkung des I/Q mixers (0-80) (siehe B.3)y.Data.Spectrometer.BasebandPowerSpectrum Power Spektrumy.Data.Spectrometer.N_FFT Anzahl Kanäle (512 oder 1024)y.Data.Spectrometer.N_AVG Anzahl der gemittelten Spektren (abhängig von t_int_ms)y.Data.Spectrometer.Window 0: Rectangle, 1: Hanning 2: Hamming 3: Blackman-Harrisy.Data.Spectrometer.t_int_ms Integrationszeit [ms]y.Header Instrumenten Dateny.Header.ReferenceName Objekt Namey.Header.NormalVectorScan LABVIEW Scan Eingabe Horizontal & Vertikaly.Header.SingleMeasIntegrationTime_ms Integrationszeit [ms]y.Header.Mode [-]y.Header.MeasurementStart Startzeit der Beobachtung in LABVIEW Timestampy.Header.ReferenceNumber Objekt Nummer in Listey.Header.ReferenceKind ”geostationary”, ”galaxy”, “moon“, “sun“, ”planet”, “star”y.Header.CenterH Horizontaler Offset zum Objekt Zentrumy.Header.CenterV Vertikaler Offset zum Objekt Zentrumy.Header.year Jahry.Header.days Tagey.Header.sec Sekunden

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C.6 Eingabe eines neuen Objektes

Falls Sie ein Objekt messen möchten, welches nicht in der Standard Bibliothek vorhanden ist,müssen folgende Konventionen eingehalten werden.

• Labview erwartet das gleiche Eingabeformat wie unten am Stern-Beispiel “Altair“ dargestelltwird.

• Für ein extragalaktisches Objekt müssen die Parameter ”proper motions”, ”parallax” und”radial velocity“ auf 0 gesetzt werden.

Das folgende Eingabe-Beispiel ist der Stern ”Altair” innerhalb unserer Galaxy:

GUIName;kind;tname;ram;decm;pmra;pmdec;paralax;radvelAltair;star;altair;19.8463894440;8.8683416670;3.6290;38.6300;0.1981;-26.30

Parameter Beschreibung EinheitGUIName GUI Object name [-]kind geostationary, galaxy, moon, sun, planet, star [-]tname Object name [-]ram J2000 right ascension [hours]decm J2000 declination [degrees]pmra J2000 proper motion in right ascension [seconds/Julian century]pmdec J2000 proper motion in declination [arcseconds/Julian century]paralax parallax [arcseconds]radvel radial velocity [kilometers/second]

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